Гравитационное микролинзирование

Часть цикла статей о
Гравитационное линзирование
Кольцо Эйнштейна Формализм Сильное линзирование Микролинзирование Слабое линзирование
Системы сильных линз Abell 1689  · Abell 2218 CL0024 + 17  · Пули связки QSO2237 + 0305  · SDSSJ0946 + 1006 B1359 + 154  · QSO 0957 + 561
Обзоры Сильный: CLASS  · SLACS ( SDSS ) Micro: OGLE  · Gaia Слабый: DLS  · Pan-STARRS  · CFHTLS  · DES  · LSST  · SNAP  · DESTINY
v т е

Гравитационное микролинзирование - астрономическое явление из-за эффекта гравитационной линзы . Его можно использовать для обнаружения объектов, масса которых варьируется от массы планеты до массы звезды, независимо от излучаемого ими света. Обычно астрономы могут обнаруживать только яркие объекты, излучающие много света ( звезды ), или большие объекты, которые блокируют фоновый свет (облака газа и пыли). Эти объекты составляют лишь небольшую часть массы галактики. Микролинзирование позволяет изучать объекты, которые излучают мало света или вообще не излучают его.

Анимация гравитационного микролинзирования

Когда далекая звезда или квазар оказывается достаточно выровненным с массивным компактным объектом на переднем плане, искривление света из-за его гравитационного поля, как обсуждалось Альбертом Эйнштейном в 1915 году, приводит к двум искаженным неразрешенным изображениям, приводящим к наблюдаемому увеличению. Временной масштаб кратковременного повышения яркости зависит от массы объекта переднего плана, а также от относительного собственного движения между фоновым «источником» и объектом «линза» переднего плана.

Идеально выровненное микролинзирование создает чистый буфер между излучением линзы и объектами-источниками. Он увеличивает удаленный источник, раскрывая его или увеличивая его размер и / или яркость. Он позволяет изучать популяцию слабых или темных объектов, таких как коричневые карлики , красные карлики , планеты , белые карлики , нейтронные звезды , черные дыры и массивные компактные гало-объекты . Такое линзирование работает на всех длинах волн, увеличивая и создавая широкий диапазон возможных искажений для удаленных источников, которые испускают любой вид электромагнитного излучения.

Микролинзирование изолированным объектом было впервые обнаружено в 1989 году. С тех пор микролинзирование использовалось для ограничения природы темной материи , обнаружения экзопланет , изучения потемнения к краям у далеких звезд, ограничения популяции двойных звезд и ограничения структуры Млечного. Диск пути. Микролинзирование также было предложено как средство обнаружения темных объектов, таких как коричневые карлики и черные дыры, изучения звездных пятен , измерения вращения звезд и исследования квазаров ^{[1] [2],} включая их аккреционные диски . ^{[3] [4] [5] [6]} В 2018 году микролинзирование использовалось для обнаружения Икара., самая далекая из когда-либо наблюдавшихся звезд. ^{[7] [8]}

Как это работает [ править ]

Микролинзирование основано на эффекте гравитационной линзы . Массивный объект (линза) будет отклонять свет яркого фонового объекта (источника). Это может создать несколько искаженных, увеличенных и ярких изображений источника фона. ^[9]

Микролинзирование вызывается тем же физическим эффектом, что и сильное линзирование и слабое линзирование, но оно изучается с использованием очень разных методов наблюдения. При сильном и слабом линзировании масса линзы достаточно велика (масса галактики или скопления галактик), чтобы смещение света линзой можно было разрешить с помощью телескопа высокого разрешения, такого как космический телескоп Хаббла.. При микролинзировании масса линзы слишком мала (масса планеты или звезды), чтобы можно было легко наблюдать смещение света, но видимое увеличение яркости источника все же можно обнаружить. В такой ситуации линза пройдет мимо источника за разумное время, от секунд до лет, а не за миллионы лет. Когда выравнивание изменяется, видимая яркость источника изменяется, и это можно отслеживать, чтобы обнаружить и изучить событие. Таким образом, в отличие от сильных и слабых гравитационных линз, событие микролинзирования является временным явлением с точки зрения человеческой шкалы времени. ^[10]

В отличие от сильного и слабого линзирования, ни одно наблюдение не может установить наличие микролинзирования. Вместо этого необходимо отслеживать рост и падение яркости источника с течением времени с помощью фотометрии . Эта функция яркости в зависимости от времени известна как кривая блеска . Типичная кривая блеска при микролинзировании показана ниже:

Типичное событие микролинзирования, подобное этому, имеет очень простую форму, и можно выделить только один физический параметр: масштаб времени, который связан с массой линзы, расстоянием и скоростью. Однако есть несколько эффектов, которые влияют на форму более нетипичных событий линзирования:

• Распределение линз по массе. Если масса линзы не сосредоточена в одной точке, кривая блеска может резко отличаться, особенно в случае событий пересечения каустики , которые могут иметь сильные всплески на кривой блеска. При микролинзировании это можно увидеть, когда линза представляет собой двойную звезду или планетную систему .
• Конечный размер источника. В чрезвычайно ярких или быстро меняющихся событиях микролинзирования, таких как события пересечения каустики, звезду-источник нельзя рассматривать как бесконечно малую точку света: размер звездного диска и даже потемнение к краю могут изменять экстремальные характеристики.
• Параллакс . Для событий, продолжающихся месяцами, движение Земли вокруг Солнца может вызвать небольшое изменение выравнивания, что повлияет на кривую блеска.

В настоящее время наибольшее внимание уделяется более необычным явлениям микролинзирования, особенно тем, которые могут привести к открытию внесолнечных планет. Другой способ получить больше информации о событиях микролинзирования включает измерение астрометрических сдвигов в положении источника во время события ^[11] и даже разрешение отдельных изображений с помощью интерферометрии . ^[12] Первое успешное разрешение изображений с микролинзированием было достигнуто с помощью инструмента GRAVITY на интерферометре очень большого телескопа (VLTI) . ^[13]

Наблюдение за микролинзированием [ править ]

На практике, поскольку необходимое выравнивание настолько точное и трудно предсказуемое, микролинзирование встречается очень редко. Следовательно, события обычно обнаруживаются с помощью обзоров, которые фотометрически отслеживают десятки миллионов потенциальных звезд-источников каждые несколько дней в течение нескольких лет. Плотные фоновые поля, подходящие для таких обзоров, - это близлежащие галактики, такие как Магеллановы Облака и галактика Андромеды, а также выпуклость Млечного Пути. В каждом случае исследуемая популяция линзы включает объекты между Землей и полем источника: для балджа населением линзы являются звезды диска Млечного Пути, а для внешних галактик населением линзы является гало Млечного Пути, а также объекты. в самой другой галактике. Плотность, масса и расположение объектов в этих популяциях линз определяют частоту микролинзирования вдоль этого луча зрения, который характеризуется величиной, известной как оптическая толщина из-за микролинзирования. (Не следует путать с более распространенным значением словаоптическая глубина , хотя и обладает некоторыми свойствами.) Оптическая толщина - это, грубо говоря, средняя доля звезд-источников, подвергающихся микролинзированию в данный момент времени, или, что эквивалентно, вероятность того, что данная звезда-источник подвергается линзированию в данный момент времени. Проект MACHO обнаружил, что оптическая глубина по направлению к БМО составила 1,2 × 10 ⁻⁷ , ^[16], а оптическая глубина по направлению к выпуклости - 2,43 × 10 ⁻⁶ или примерно 1 к 400 000. ^[17]

Поиск усложняется тем фактом, что для каждой звезды, подвергшейся микролинзированию, есть тысячи звезд, меняющих яркость по другим причинам (около 2% звезд в типичном поле источника являются естественно переменными звездами ) и другими кратковременными событиями (такими как новые и сверхновые), и их необходимо отсеять, чтобы найти истинные события микролинзирования. После того, как событие микролинзирования было идентифицировано, программа мониторинга, которая его обнаруживает, часто предупреждает сообщество о своем открытии, так что другие специализированные программы могут более интенсивно следить за событием, надеясь найти интересные отклонения от типичной кривой блеска. Это связано с тем, что эти отклонения - особенно из-за экзопланет - требуют почасового мониторинга для выявления, который программы обследований не могут обеспечить при поиске новых событий. Вопрос о том, как расставить приоритеты в происходящих событиях для детального наблюдения с ограниченными ресурсами наблюдения, очень важен для исследователей микролинзирования сегодня.

История [ править ]

В 1704 году Исаак Ньютон предположил, что луч света может отклоняться под действием силы тяжести. ^{[ необходима цитата ]} В 1801 году Иоганн Георг фон Зольднер рассчитал величину отклонения светового луча от звезды под действием ньютоновской гравитации. В 1915 году Альберт Эйнштейн правильно предсказал величину отклонения в соответствии с Общей теорией относительности , которая была вдвое больше, чем предсказал фон Зольднер. Предсказание Эйнштейна было подтверждено экспедицией 1919 года под руководством Артура Эддингтона , которая стала большим первым успехом общей теории относительности. ^[18] В 1924 году Орест Чвольсонобнаружили, что линзирование может дать несколько изображений звезды. Правильный прогноз сопутствующего повышения яркости источника, лежащий в основе микролинзирования, был опубликован в 1936 году Эйнштейном. ^[19] Из-за маловероятной необходимости согласования он пришел к выводу, что «нет больших шансов наблюдать это явление». Современные теоретические основы гравитационного линзирования были заложены в работах Ю. Климова (1963), Сиднея Либеса (1964) и Сьюра Рефсдала (1964). ^[1]

Гравитационное линзирование было впервые обнаружено в 1979 году в виде квазара, линзированного галактикой на переднем плане. В том же году Кьонге Чанг и Сьюр Рефсдал показали, что отдельные звезды в галактике-линзе могут действовать как меньшие линзы внутри основной линзы, заставляя изображения исходного квазара колебаться в течение нескольких месяцев, также известной как линза Чанга-Рефсдала . ^[20] Богдан Пачиньский впервые применил термин «микролинзирование» для описания этого явления. Этот тип микролинзирования трудно идентифицировать из-за внутренней изменчивости квазаров, но в 1989 году Майк Ирвин и др. опубликовали обнаружение микролинзирования в линзе Хухры .

В 1986 году Пачиньский предложил использовать микролинзирование для поиска темной материи в форме массивных компактных гало-объектов (MACHO) в галактическом гало , наблюдая за фоновыми звездами в соседней галактике. Две группы физиков элементарных частиц, работающих над темной материей, услышали его доклады и объединились с астрономами, чтобы сформировать англо-австралийское сотрудничество MACHO ^[21] и французское сотрудничество EROS ^[22] .

В 1986 году Роберт Дж. Немирофф предсказал вероятность микролинзирования ^[23] и рассчитал основные кривые блеска, индуцированные микролинзированием, для нескольких возможных конфигураций линзы и источника в своей диссертации 1987 года. ^[24]

В 1991 году Мао и Пачинский предположили, что микролинзирование можно использовать для поиска двойных спутников звезд, а в 1992 году Гулд и Леб продемонстрировали, что микролинзирование можно использовать для обнаружения экзопланет. В 1992 году Пачинский основал эксперимент Оптический гравитационные линзы , ^[25] , который начал поиск событий в направлении выпуклость галактического . О первых двух событиях микролинзирования в направлении Большого Магелланова Облака, которые могли быть вызваны темной материей, сообщалось в статьях Nature, опубликованных MACHO ^[26] и EROS ^[27].в 1993 году и в последующие годы события продолжали обнаруживаться. Сотрудничество MACHO закончилось в 1999 году. Их данные опровергли гипотезу о том, что 100% темного ореола составляют MACHO, но они обнаружили значительное необъяснимое превышение примерно 20% массы ореола, которое могло быть связано с MACHO или линзами внутри Большого Само Магелланово Облако. ^[28] EROS впоследствии опубликовал еще более строгие верхние пределы для MACHO, ^[29] и в настоящее время неясно, существует ли какой-либо избыток микролинзирования ореола, который вообще может быть вызван темной материей. Осуществляемый в настоящее время проект SuperMACHO ^[30] направлен на поиск линз, ответственных за результаты MACHO.

Несмотря на то, что проблема темной материи не решена, микролинзирование оказалось полезным инструментом для многих приложений. Сотни событий микролинзирования регистрируются ежегодно в направлении Галактического балджа , где оптическая толщина микролинзирования (из-за звезд в галактическом диске) примерно в 20 раз больше, чем через галактическое гало. В 2007 году в рамках проекта OGLE было выявлено 611 событий-кандидатов, а в рамках проекта MOA (японско-новозеландское сотрудничество) ^[31] выявлено 488 (хотя не все кандидаты оказались событиями микролинзирования, и между двумя проектами существует значительное совпадение. ). В дополнение к этим исследованиям, в настоящее время ведутся дополнительные проекты по детальному изучению потенциально интересных текущих событий, в первую очередь с целью обнаружения внесолнечных планет. К ним относятся MiNDSTEp,^[32] Робонет, ^[33] MicroFUN ^[34] и ПЛАНЕТА. ^[35]

В сентябре 2020 года астрономы, использующие методы микролинзирования, сообщили об обнаружении впервые планеты- изгоя земной массы, не ограниченной какой-либо звездой и свободно плавающей в галактике Млечный Путь . ^{[36] [37]}

Математика [ править ]

Математика микролинзирования, наряду с современными обозначениями, описана Гулдом ^[38], и мы используем его обозначения в этом разделе, хотя другие авторы использовали другие обозначения. Радиус Эйнштейна , также называемый углом Эйнштейна, является угловым радиусом от кольца Эйнштейна в случае идеального выравнивания. Это зависит от массы линзы M, расстояния линзы d _L и расстояния до источника d _S :

${\ displaystyle \ theta _ {E} = {\ sqrt {{\ frac {4GM} {c ^ {2}}} {\ frac {d_ {S} -d_ {L}} {d_ {S} d_ {L) }}}}}}$ (в радианах).

Для M, равного 60 массам Юпитера , d _L = 4000 парсек и d _S = 8000 парсек (типично для случая микролинзирования Выпуклости), радиус Эйнштейна составляет 0,00024 угловых секунды ^[39] ( угол, уменьшенный на 1 а.е. на 4000 парсеков). ^[40] Для сравнения, идеальные наблюдения с Земли имеют угловое разрешение около 0,4 угловых секунд, что в 1660 раз больше. Поскольку он настолько мал, он обычно не наблюдается для типичного события микролинзирования, но его можно наблюдать в некоторых экстремальных явлениях, как описано ниже.${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

Хотя нет четкого начала или конца события микролинзирования, по соглашению считается, что событие длится, пока угловое расстояние между источником и линзой меньше . Таким образом, продолжительность события определяется временем, за которое видимое движение линзы в небе проходит через угловое расстояние . Радиус Эйнштейна также имеет тот же порядок величины, что и угловое разделение между двумя линзованными изображениями и астрометрический сдвиг положений изображений в течение события микролинзирования.${\ displaystyle \ theta _ {E}}$${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

Во время события микролинзирования яркость источника усиливается коэффициентом усиления A. Этот фактор зависит только от близости расположения наблюдателя, линзы и источника. Безразмерное число u определяется как угловое расстояние между линзой и источником, деленное на . Коэффициент усиления выражается через это значение: ^[41]${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

${\ displaystyle A (u) = {\ frac {u ^ {2} +2} {u {\ sqrt {u ^ {2} +4}}}}.}$

У этой функции есть несколько важных свойств. A (u) всегда больше 1, поэтому микролинзирование может только увеличить яркость звезды-источника, но не уменьшить ее. A (u) всегда уменьшается с увеличением u, поэтому чем ближе выравнивание, тем ярче становится источник. Когда u приближается к бесконечности, A (u) приближается к 1, так что при больших расстояниях микролинзирование не действует. Наконец, когда u приближается к 0, для точечного источника A (u) приближается к бесконечности, когда изображения приближаются к кольцу Эйнштейна. Для идеального выравнивания (u = 0) A (u) теоретически бесконечно. На практике объекты реального мира не являются точечными источниками, и эффекты конечного размера источника устанавливают предел того, насколько большое усиление может происходить при очень близком выравнивании ^[42], но некоторые события микролинзирования могут вызывать повышение яркости в сотни раз.

В отличие от гравитационного макролинзирования, где линза представляет собой галактику или скопление галактик, при микролинзировании u значительно изменяется за короткий период времени. Соответствующая шкала времени называется временем Эйнштейна и определяется временем, за которое линза проходит угловое расстояние относительно источника в небе. Для типичных случаев микролинзирования это время от нескольких дней до нескольких месяцев. Функция u (t) просто определяется теоремой Пифагора:${\ displaystyle t_ {E}}$${\ displaystyle \ theta _ {E}}$${\ displaystyle t_ {E}}$

${\ displaystyle u (t) = {\ sqrt {u_ {min} ^ {2} + \ left ({\ frac {t-t_ {0}} {t_ {E}}} \ right) ^ {2}}) }.}$

Минимальное значение u, называемое u _min , определяет максимальную яркость события.

В типичном случае микролинзирования кривая блеска хорошо подходит, если предположить, что источник является точкой, линза представляет собой единую точечную массу, а линза движется по прямой линии: приближение точечного источника-точечной линзы . В этих событиях единственным физически значимым параметром, который можно измерить, является шкала времени Эйнштейна . Поскольку эта наблюдаемая является вырожденной функцией массы линзы, расстояния и скорости, мы не можем определить эти физические параметры из одного события.${\ displaystyle t_ {E}}$

Тем не менее, в некоторых экстремальных явлениях, может быть измеримы в то время как другие экстремальными явления могут исследовать дополнительный параметр: размер кольца Эйнштейна в плоскости наблюдателя, известный как проецируемый радиус Эйнштейна : . Этот параметр описывает, как событие будет выглядеть по-разному для двух наблюдателей в разных местах, таких как спутниковый наблюдатель. Прогнозируемый радиус Эйнштейна связан с физическими параметрами линзы и источника соотношением${\ displaystyle \ theta _ {E}}$${\ displaystyle {\ tilde {r}} _ {E}}$

${\ displaystyle {\ tilde {r}} _ {E} = {\ sqrt {{\ frac {4GM} {c ^ {2}}} {\ frac {d_ {S} d_ {L}} {d_ {S } -d_ {L}}}}}.}$

Математически удобно использовать обратные значения некоторых из этих величин. Это собственное движение Эйнштейна.

${\ displaystyle {\ vec {\ mu}} _ {E} = {t_ {E}} ^ {- 1}}$

и параллакс Эйнштейна

${\ displaystyle {\ vec {\ pi}} _ {E} = {{\ tilde {r}} _ {E}} ^ {- 1}.}$

Эти векторные величины указывают направление относительного движения линзы относительно источника. Некоторые экстремальные явления микролинзирования могут ограничивать только один компонент этих векторных величин. Если эти дополнительные параметры будут полностью измерены, физические параметры линзы могут быть решены, давая массу линзы, параллакс и собственное движение как

${\ displaystyle M = {\ frac {c ^ {2}} {4G}} \ theta _ {E} {\ tilde {r}} _ {E},}$

${\ displaystyle \ pi _ {L} = \ pi _ {E} \ theta _ {E} + \ pi _ {S},}$

${\displaystyle \mu _{L}=\mu _{E}\theta _{E}+\mu _{S}.}$

События экстремального микролинзирования [ править ]

В типичном случае микролинзирования кривая блеска хорошо подходит, если предположить, что источник является точкой, линза представляет собой единую точечную массу, а линза движется по прямой линии: приближение точечного источника-точечной линзы . В этих событиях единственным физически значимым параметром, который можно измерить, является шкала времени Эйнштейна . Однако в некоторых случаях события могут быть проанализированы для получения дополнительных параметров угла Эйнштейна и параллакса: и . К ним относятся события с очень большим увеличением, бинарные линзы, события параллакса и xallarap, а также события, при которых линза видна.${\displaystyle t_{E}}$${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle \pi _{E}}$

События, приводящие к ракурсу Эйнштейна [ править ]

Хотя угол Эйнштейна слишком мал, чтобы его можно было непосредственно увидеть в наземный телескоп, было предложено несколько методов его наблюдения.

Если линза проходит непосредственно перед звездой-источником, то конечный размер звезды-источника становится важным параметром. Звезду-источник следует рассматривать как диск на небе, а не точку, что нарушает приближение точечного источника и вызывает отклонение от традиционной кривой микролинзирования, которая длится столько времени, сколько линза пересекает источник, известное как конечным источником света кривой . Длину этого отклонения можно использовать для определения времени, необходимого линзе для пересечения диска звезды-источника . Если известен угловой размер источника , угол Эйнштейна можно определить как${\displaystyle t_{S}}$${\displaystyle \theta _{S}}$

${\displaystyle \theta _{E}=\theta _{S}{\frac {t_{E}}{t_{S}}}.}$

Эти измерения редки, так как они требуют крайнего выравнивания между источником и линзой. Они более вероятны, когда они (относительно) большие, т. Е. Для близких гигантских источников с медленно движущимися маломассивными линзами вблизи источника.${\displaystyle \theta _{S}/\theta _{E}}$

В событиях с конечным источником разные части звезды-источника увеличиваются с разной скоростью в разное время во время события. Таким образом, эти события можно использовать для изучения потемнения к краю звезды-источника.

Бинарные линзы [ править ]

Если линза представляет собой двойную звезду с разделением примерно на радиус Эйнштейна, картина увеличения будет более сложной, чем в линзах одиночной звезды. В этом случае обычно есть три изображения, когда линза находится на расстоянии от источника, но есть диапазон выравнивания, при котором создаются два дополнительных изображения. Эти выравнивания известны как каустики . На этих юстировках увеличение источника формально бесконечно в приближении точечного источника.

Пересечение каустика в бинарных линзах может происходить с более широким диапазоном геометрий линз, чем в одиночной линзе. Подобно каустике источника с одной линзой, источнику требуется конечное время, чтобы пересечь каустику. Если это время пересечения каустики можно измерить и если известен угловой радиус источника, то снова можно определить угол Эйнштейна.${\displaystyle t_{S}}$

Как и в случае с одной линзой, когда увеличение источника формально бесконечно, двойные линзы, пересекающие каустику, будут увеличивать различные части звезды-источника в разное время. Таким образом, они могут исследовать структуру источника и его потемнение к краю.

Анимацию события бинарной линзы можно найти на этом видео на YouTube .

События, дающие параллакс Эйнштейна [ править ]

В принципе, параллакс Эйнштейна можно измерить, если два наблюдателя одновременно наблюдают за событием из разных мест, например, с Земли и с удаленного космического корабля. ^[43] Разница в усилении, наблюдаемая двумя наблюдателями, дает компоненту, перпендикулярную движению линзы, в то время как разница во времени пикового усиления дает компоненту, параллельную движению линзы. Об этом прямом измерении было недавно сообщено ^[44] с помощью космического телескопа Спитцер . В крайних случаях различия можно даже измерить по небольшим различиям, видимым в телескопы в разных местах на Земле. ^[45]${\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}}$

Чаще параллакс Эйнштейна измеряется по нелинейному движению наблюдателя, вызванному вращением Земли вокруг Солнца. Впервые о нем было сообщено в 1995 году ^[46], и с тех пор сообщалось о нескольких событиях. Параллакс в событиях с точечными линзами лучше всего измерять в событиях с большим временным масштабом с помощью больших - от медленно движущихся линз с малой массой, которые находятся близко к наблюдателю.${\displaystyle \pi _{E}}$

Если исходная звезда является двойной звездой , то она тоже будет иметь нелинейное движение, которое также может вызвать небольшие, но заметные изменения кривой блеска. Этот эффект известен как Xallarap (параллакс в обратном направлении).

Обнаружение внесолнечных планет [ править ]

Если линзирующий объект - звезда с планетой, вращающейся вокруг нее, это крайний пример события двойной линзы. Если источник пересекает каустику, отклонения от стандартного события могут быть большими даже для планет с малой массой. Эти отклонения позволяют нам сделать вывод о существовании и определить массу и разделение планеты вокруг линзы. Отклонения обычно длятся несколько часов или несколько дней. Поскольку сигнал наиболее сильный, когда самое сильное событие, события с большим увеличением являются наиболее многообещающими кандидатами для подробного изучения. Обычно исследовательская группа уведомляет сообщество, когда обнаруживает, что происходит событие с большим увеличением. Группы последующего наблюдения затем интенсивно отслеживают текущее событие, надеясь получить хорошее освещение отклонения, если оно произойдет. Когда мероприятие закончится, кривая блеска сравнивается с теоретическими моделями для определения физических параметров системы. Параметры, которые могут быть определены непосредственно из этого сравнения, - это отношение масс планеты к звезде и отношение углового расстояния между звездой и планетой к углу Эйнштейна. Из этих соотношений, наряду с предположениями о звезде-линзе, можно оценить массу планеты и ее орбитальное расстояние.

Первый успех этого метода был достигнут в 2003 г. как OGLE, так и MOA события микролинзирования OGLE 2003 – BLG – 235 (или MOA 2003 – BLG – 53) . Объединив свои данные, они обнаружили, что наиболее вероятная масса планеты в 1,5 раза больше массы Юпитера. ^[47] По состоянию на апрель 2020 года этим методом было обнаружено 89 экзопланет. ^[48] Известные примеры включают OGLE-2005-BLG-071Lb , ^[49] OGLE-2005-BLG-390Lb , ^[50] OGLE-2005-BLG-169Lb , ^[51] две экзопланеты вокруг OGLE-2006-BLG-109L , ^[52] и MOA-2007-BLG-192Lb . ^[53]Примечательно, что на момент своего объявления в январе 2006 года планета OGLE-2005-BLG-390Lb, вероятно, имела самую низкую массу из всех известных экзопланет, вращающихся вокруг обычной звезды, со средней массой в 5,5 раза больше массы Земли и примерно в несколько раз больше. две неопределенности. Этот рекорд был оспорен в 2007 году Gliese 581 c с минимальной массой в 5 масс Земли, а с 2009 года Gliese 581 e является самой легкой из известных «обычных» экзопланет с минимальной массой 1,9 Земли. В октябре 2017 года было сообщено об OGLE-2016-BLG-1190Lb , чрезвычайно массивной экзопланете (или, возможно, коричневом карлике ), примерно в 13,4 раза превышающей массу Юпитера . ^[54]

Сравнивая этот метод обнаружения внесолнечных планет с другими методами, такими как метод транзита , одно преимущество состоит в том, что интенсивность планетарного отклонения не зависит от массы планеты так сильно, как эффекты в других методах. Это делает микролинзирование подходящим для поиска планет с малой массой. Он также позволяет обнаруживать планеты дальше от звезды-хозяина, чем большинство других методов. Одним из недостатков является то, что наблюдение за системой линз очень сложно после того, как событие закончилось, потому что требуется много времени, чтобы линза и источник были достаточно разделены, чтобы разрешить их по отдельности.

Земной атмосферной линзы , предложенный Ю. Ван в 1998 году , что бы использовать земную атмосферу , как большой объектив также может непосредственно изображение рядом потенциально обитаемых экзопланет. ^[55]

Эксперименты по микролинзированию [ править ]

Есть два основных типа экспериментов по микролинзированию. «Поисковые» группы используют изображения с большим полем для поиска новых событий микролинзирования. «Сопровождающие» группы часто координируют телескопы по всему миру, чтобы обеспечить интенсивное освещение избранных событий. Все первоначальные эксперименты носили несколько рискованные названия до образования группы PLANET. В настоящее время есть предложения о создании новых специализированных спутников для микролинзирования или об использовании других спутников для изучения микролинзирования.

Искать сотрудничество [ править ]

• Алард; Мао; Гвиберт (1995). «Object DUO 2: новый кандидат на двоичную линзу». Астрономия и астрофизика . 300 : L17. arXiv : astro-ph / 9506101 . Bibcode : 1995A & A ... 300L..17A . Фотографическая пластина для поиска выпуклости.
• Опыт исследовательской работы с объектами сомбре (EROS) (1993–2002) Сотрудничество в основном с французским. EROS1: Поиск фотопластинок LMC: EROS2: Поиск CCD LMC, SMC, выпуклостей и спиральных рукавов.
• МАЧО (1993–1999) Сотрудничество Австралии и США. CCD поиск выпуклости и LMC.
• Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию (OGLE) (1992 -), польское сотрудничество, основанное Пачинским и Удальским . Выделенный 1,3-метровый телескоп в Чили, управляемый Варшавским университетом. Мишени на выпуклости и Магеллановых облаках.
• Наблюдения с помощью микролинзирования в астрофизике (MOA) (1998 -), японско-новозеландское сотрудничество. Выделенный телескоп 1,8 м в Новой Зеландии. Мишени на выпуклости и Магеллановых облаках.
• SuperMACHO (2001 -), преемник коллаборации MACHO, использовал 4-метровый телескоп CTIO для изучения слабых микролинз LMC.

Последующее сотрудничество [ править ]

• Сеть исследования аномалий лицензирования (PLANET) Многонациональное сотрудничество.
• MicroFUN , Сеть наблюдения за микролинзированием
• Поиск планеты с микролинзированием (MPS)
• Сеть микролинзирования для обнаружения малых экзопланет земной группы, MiNDSTEp
• Робонет. Поиск планет с помощью глобальной сети роботизированных телескопов

Сотрудничество в области пиксельного линзирования галактики Андромеды [ править ]

• МЕГА
• AGAPE (на французском)
• WeCAPP
• Проект Ангстрем
• СТРОИТЬ ПЛАНЫ

Предлагаемые спутниковые эксперименты [ править ]

• Галактический телескоп для исследования экзопланет (GEST)
• SIM - Key Project Микролинзирования использовал бы чрезвычайно высокую точность астрометрию в космической интерферометрии миссия спутника разорвать микролинзирование вырождения и измерение массы, расстояния и скорости линз. Этот спутник откладывали несколько раз и окончательно отменили в 2010 году.
• Инфракрасный обзорный телескоп с широким полем зрения - объекты астрофизического фокусированного телескопа (WFIRST - AFTA) должны объединить съемку с помощью микролинзирования с несколькими другими задачами. Данные микролинзирования дополнят данные Кеплера с большей чувствительностью к планетам, таким как Земля, которые не находятся близко к своим солнцам.

См. Также [ править ]

Гравитационная линза

Земная атмосферная линза

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

• Открытие планеты в пять раз массивнее Земли, вращающейся вокруг звезды на расстоянии 20000 световых лет от нас.